Giáo trình -Thiên văn học đại cương -chương 7 ppsx

Chương 7

THIÊN HÀ


Trong vũ trụ các thiên thể thường tập hợp lại thành hệ thống. Hệ thống lớn nhất là các
thiên hà (galaxies).
Thiên hà trong đó có chứa hệ mặt trời của chúng ta gọi là Ngân
hà.

I. THIÊN HÀ CỦA CHÚNG TA - NGÂN HÀ.
Nhìn lên bầu trời đêm ta thường thấy những vết trắng mờ mờ như sữa. Đó là các thiên
hà xa xăm. Theo tiếng Hy Lạp “galaxy” có nghĩa là sữa. Từ lâu người ta đã chú ý đến một
dải trắng như sữa vắt ngang bầu trời đêm và gọi đó là con đường sữa (Milky way), hay
tiếng việt là Ngân hà. Đó là thiên hà đầu tiên được con người biết đến và có chứa trái đất
chúng ta. Ngoài ra, trên bầu trời còn vô số các thiên hà khác. Ngày nay, ch
ữ Thiên hà (hay
Galaxy) viết hoa là để chỉ Ngân hà, thiên hà của chúng ta còn viết thường: thiên hà,
“galaxy” là để chỉ các thiên hà khác.
Ngân hà là tập hợp các sao. Hầu như tất cả các sao sáng trên bầu trời đêm ở Bắc bán
cầu đều thuộc Ngân hà. Vào đêm hè ở Bắc bán cầu ta thấy Ngân hà vắt ngang theo hướng
Bắc - Nam, qua các chòm: Thiên vương, Thiên hậu, Thiên nga, Nhân mã, Thần nông. Vào
đầu đông nó xoay nửa kia theo hướng đông - tây vắt qua các chòm Anh tiên, Kim ngưu,
Lạp hộ, Đại khuyển. Dải Ngân hà thấy rõ nhấ
t khi nó in trên các chòm Nhân mã, Thập
tự phương Nam và Bán nhân mã. Nói chung, Ngân hà trải gần như theo một đường tròn
lớn, nghiêng với xích đạo trời một góc 620 và có tọa độ của cực Bắc, Nam là δ= ± 28
0
, α
= 191

0
. Tâm của thiên hà hướng tới chòm Nhân mã (Sagittarius), có tọa độ δ=29
0
, α
=265
0
. Càng xa tâm mật độ sao càng giảm, tức Ngân hà là một hệ có giới hạn.
Tính đến cấp sao 21 Ngân hà có 2.109 ngôi sao, khối lượng Ngân hà là 2.1011 M .
Đường kính cở 30.000ps hay 100.000nas. Bề dày cở 6500 nas. Nhìn ngang, Ngân hà có
dạng 2 cái dĩa úp vào nhau, còn nhìn từ trên xuống nó có dạng những cánh tay hình xoắn
ốc (nhánh). Vậy thiên hà của chúng ta là Thiên hà xoắn ốc (Spiral galaxy). Thực ra hình
ảnh Ngân hà là do con người xây dựng từ hình ảnh của những thiên hà khác mà con người
quan sát được, chứ chúng ta chưa thể bay ra khỏi Ngân hà để ngắm lại ngôi nhà của mình.
Các sao trong Ngân hà thường tập trung l
ại thành từng đám gọi là quần sao (clusters)
có 2 loại: Quần sao hình cầu
(Globular Clusters) và quần sao phân tán (Associations
Clusters).
( Mặt trời chỉ là một ngôi sao bình thường trong Ngân hà. Nó không nằm tại tâm mà
nằm trong cánh tay Ngân hà, ở nhánh Lạp hộ (tráng sĩ), cách tâm khoảng 10kps và ở trên
mặt phẳng Ngân hà là 10-15ps. Do Ngân hà quay theo chiều kim đồng hồ (nếu nhìn về
hoàng cực Bắc) càng ra xa tâm càng chậm (tức vận tốc góc phần trong lớn hơn phần
ngoài) nên mặt trời quay quanh tâm Ngân hà, hướng tới chòm Thiên nga với vận tốc
250km/s, tức hết 200 triệu năm/1 vòng (năm thiên hà). Ngoài ra, mặt trời còn chuyển
động tươ
ng đối với các sao gần, hướng tới điểm gọi là Apec trong chòm Vũ tiên
(Hercule) có tọa độ δ= 30
0
± 1
0

, α = 271
0
± 2
0
với vận tốc là 16km/s.
Trong các khoảng không giữa các ngôi sao trong thiên hà còn có các đám mây bụi và
khí, gọi là các tinh vân (Nebular) trong đó chứa phần lớn là Hydro trung hòa. Ngoài ra còn
có các phân tử hữu cơ đơn giản.
Ngân hà của chúng ta có lẽ hình thành đã lâu, có lẽ bằng tuổi vũ trụ (phần ta quan sát
được, tức 15 tỷ năm).
Ngày nay, các vấn đề như từ trường của thiên hà, các cánh tay xoắn ốc của nó đang
được các nhà thiên văn vật lý lưu tâm nghiên cứu.



II. CÁC THIÊN HÀ KHÁC.

Từ thế kỷ thứ 18 Herschel đã nhận thấy trong vũ trụ có nhiều vật thể dạng đám mây
(tinh vân), trong đó có loại có dạng xoắn ốc. Năm 1924 bằng kính thiên văn 2,5m nhà thiên
văn Mỹ Hubble đã chụp được ảnh tinh vân Tiên nữ và thấy nó gồm vô số các sao, có cả các
sao mới, sao siêu mới, các quần tinh hình cầu, quần tinh phân tán Đặc biệt là có các sao
biến quang Cepheid. Dựa vào các sao biến quang loại Cepheid ông đã xác định được
khoả
ng cách tới tinh vân này rất xa (cỡ 2 triệu nas). Như vậy đây là một thiên hà ở ngoài
thiên hà của chúng ta. Ngày nay bằng kính thiên văn hiện đại người ta đã phát hiện ra rất
nhiều thiên hà khác (với kính 5m có thể thấy cả tỷ thiên hà).
Các thiên hà được ký hiệu theo danh mục Messier (nhà thiên văn Pháp 1730 - 1817). Ví dụ
thiên hà Tiên nữ (Andromeda) là M31. Ngày nay người ta còn sử dụng hệ danh mục mới
mang tên nhà thiên văn Drayer lập năm 1888 (New general Catalogue), trong đó thiên hà
Tiên nữ là NGC 224.

1. Phân loại.
Dựa vào hình dạng thiên hà, Hubble đã đưa ra bảng phân loại thiên hà năm 1920.
Nhóm 1: Dạng thiên hà Elip (Ellipticals), chiếm ( 30% trong vũ trụ, ký hiệu E. Có 8
loại riêng rẽ, từ E0 ( E7.
Nhóm 2: + Dạng thiên hà xoắn ốc (Spirals). Chiếm 70%, loại này có các tay xoắn ốc.
Có 3 dạng : Sa, Sb, Sc.
+ Dạng thiên hà xoắn ốc gãy khúc (Barred - Spirals), ký hiệu SBa, SBb, SBc.
Nhóm 3: Dạng thiên hà vô định hình (Irregular), chiếm 1%.
Ngoài ra, còn một số thiên hà có tâm phóng ra những nguồn nhiên liệu khổng lồ, không thể
giải thích được bằng sự tiến hóa của các sao thường. Những thiên hà này hiện đang được

chú ý và phân thành nhóm 4: Dạng thiên hà hoạt động (Active). Trong nhóm này có các
loại như: thiên hà loại Seyfert, thiên hà vô tuyến, Quasars và Blazars (chiếm ( 1%).



2. Đặc tính chung.
a) Sự quay:
Khi quan trắc các thiên hà người ta thấy quang phổ của chúng có độ lệch do hiệu ứng
Doppler. Điều này là do các mép của thiên hà lúc tiến đến gần, lúc lùi xa ta (nếu ta quan
trắc tâm thiên hà theo phương thẳng góc với trục quay). Chứng tỏ các thiên hà đều quay.
b) Khối lượng:
Dựa vào sự quay của thiên hà người ta có thể tính toán được khối lượng của chúng
bằng sự liên hệ giữa lực hướng tâm và lực hấp dẫn
0
2
2
0
0
0

2
7
262
24
11
0
0
3
.
360
120" 2"
() ()
10 ~
gR 9,81(6,4.10 )
6.10
G 6,68.10
2 360
15 /
24
1
s
M
mRv v
GM c
R
Gd
T
a
D
F

Dmm Dmm
L
L
Tg
M
λ
λ
α
π
ω
→
−
∆
=
== =
⊥
⎡⎤
⎢⎥
⎣⎦
=
÷
==
→
== =
→
.
Với M: khối lượng thiên hà tập trung ở tâm

m: khối lượng một ngôi sao nào đó trong thiên hà
v : Vận tốc quay của ngôi sao quanh tâm thiên hà

G : Hằng số hấp dẫn
R : là khoảng cách từ tâm thiên hà đến ngôi sao
Vậy:
2
R
v
M
G
=

Sự thực thì khối lượng không tập trung ở tâm thiên hà nên người ta còn tính khối lượng
bằng phương pháp khác như phương pháp thế năng, hoặc phương pháp độ trưng. Kết quả
cho thấy đa số thiên hà có khối lượng cõ 1011 M (Hàng trăm tỷ mặt trời).
c) Khoảng cách:
Người ta xác định khoảng cách đến thiên hà dựa vào định luật Hubble nổi tiếng (mà ta
sẽ nói sau) :

H
v
d
=

H : Hằng số Hubble : cỡ 50 - 100km/s.Mps
3. Hiện tượng lệch về phía đỏ (Red - Shifts) - Định luật Hubble.
Vào đầu thế kỷ này người ta đã chụp ảnh được quang phổ của trên 70 thiên hà và thấy
chúng đều bị lệch về phía đỏ, chứng tỏ các thiên hà đang chạy xa chúng ta.
Năm 1929 Hubble đã tìm cách liên hệ giữa độ lệch Doppler đó và khoảng cách đến
thiên thể. Từ công thức độ lệch Doppler là:

Zcho

c
v
=
λ
λ
∆
λ
λ∆
=

thì v = c.Z
Ông thấy các thiên hà càng ở xa chúng ta càng chạy nhanh, có nghĩa là vận tốc tỷ lệ
với khoảng cách v ~ d, và hệ số tỷ lệ là H - mang tên ông là hằng số Hubble H. Ngày
nay, người ta đang còn tranh cãi về giá trị của H. Nó có thể có giá trị từ 50km/s. Mps đến
100km/s.Mpc.
Định luật Hubble có dạng :
vH.d=

Trong đó: v - vận tốc của thiên thể theo phương nhìn, được xác định từ độ lệch Doppler
v =
c
λ
λ
∆

H - Hằng số Hubble
d - Khoảng cách từ trái đất đến thiên thể.
Các kết quả quan sát cho thấy các thiên thể đều dãn ra xa nhau, chứ không phải xa một tâm
nào cố định (y như các điểm trên quả bong bóng, khi thổi bong bóng lên, bong bóng nở ra,
các điểm đều xa nhau). Điều này giúp người ta kết luận là phần vũ trụ quan sát được của

chúng ta đang nở ra. Và đó là chứng cứ cho học thuyết về nguồn gốc vũ tr
ụ: Big - Bang.
Ý nghĩa của hằng số Hubble.
Ta có : H =
v
d
= 100 km/s.Mps (lấy trung bình)
có nghĩa là nếu thiên hà ở xa 1 Mps (1.000.000 ps) thì có vận tốc chuyển động xa chúng ta
là 100km/s.
* Nếu tính qua đơn vị nas (năm ánh sáng) thì
H = 22km/s. M. nas.

Chú ý: 1Mnas = 106nas
Do đó: 1Mnas = 9,46.1018km
Từ đó: H = 2,32.10-18/s
Có nghĩa là hằng số Hubble (lấy trung bình) có giá trị tỷ lệ nghịch với thời gian. Từ đó
ta có thể suy ra tuổi ước tính của vũ trụ, gọi là thời gian Hubble (Hubble’s time).

naêm.,
s.,
.,
H
t
H
10
17
18
10361
1034
10322

11
=
===
−

Có nghĩa là tuổi vũ trụ cỡ 13 tỷ năm. Ngày nay, người ta lấy trung bình giữa 10 tỷ và
20 tỷ, tức tuổi vũ trụ cỡ 15 tỷ năm.
* Người ta cũng ước lượng kích thước vũ trụ qua hằng số Hubble. Biết vận tốc ánh
sáng c = 3.108m/s người ta có thể tính khoảng cách Hubble (Hubble’s Distance) từ trái đất
là:
d
H
= c.t
H
= (3.10
8
) (4,3.10
17
)
= 1,3.10
26
m = 1,3.10
10
nas
Khoảng cách này còn gọi là chân trời vũ trụ (Horizon of the Universe). Thiên thể xa
nhất, già nhất trong vũ trụ mà tính đến năm 1989 người ta quan sát được là một quasar
trong chòm Đại hùng, cách ta 1,4.1010nas.


4. Quasar - Vật thể kỳ lạ trong vũ trụ.

Ngày nay bằng những phương tiện hiện đại người ta có thể phát hiện ra những vật thể ở
rất xa và do đó, rất già trong vũ trụ. Đó là Quasar - còn dịch là Á sao. Đó là vì chúng không
giống các sao thông thường. Chúng có thể phát ra một lượng năng lượng rất lớn, trong khi
thể tích của chúng không lớn. Người ta cho rằng chúng đang ở trong 1 trạng thái “trụy
biến” hay một dạng khác lạ nào đó trong quá trình vận động và chuyển hóa của v
ật chất mà
vật lý ngày nay còn chưa đủ sức lý giải.




Thiên hà M83 có hình xoắn ốc Thiên hà xoắn ốc gãy khúc NGC 1.365
nhìn thấy rõ một trục đầy sao từ tâm ra,
trước khi xoắn ốc




Thiên hà NGC 2.997 là thiên hà xoắn ốc có hình dáng như Ngân Hà chúng ta.

Thiên hà elíp M87 có màu vàng cam của các ngôi sao lạnh và già




Thiên hà vô định hình M82 nằm ở hướng chòm sao Đại hùng,
ở cách chúng ta 10.000 NAS